Stelle - Liceo Locarno
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Corso facoltativo Astronomia Stelle Christian Ferrari & Gianni Boffa Liceo di Locarno Parte 2: Stelle • • • • • • • • • • • Corpo nero: un modello stellare Nucleosintesi stellare Equilibrio stellare e origine della pressione Diagramma HR e classificazione delle stelle Formazione ed evoluzione stellare Nane bianche e stelle a neutroni Buchi neri Supernove Stelle binarie Ammassi stellari Stelle variabili Astronomia: Stelle 2 Corpo nero: un modello stellare • Le stelle emettono energia come radiazione • Luminosità: energia totale emessa ogni secondo come radiazione (unità W) • Legge di Stefan-Boltzmann L = luminosità T = temperatura R = raggio σ = cost. di SB • La radiazione è caratterizzata da lunghezze d’onda diverse → Spettro del corpo nero Astronomia: Stelle 3 Corpo nero: un modello stellare http://astro.unl.edu/naap/blackbody/animations/blackbody.html Astronomia: Stelle 4 Corpo nero: un modello stellare Astronomia: Stelle 5 Corpo nero: un modello stellare • Legge di Wien: picco di emissione • Relazione colore – lunghezza d’onda Astronomia: Stelle 6 Nucleosintesi stellare • Stella: «palla di gas» nella quale avvengono reazioni di fusione nucleare • Fusione nucleare: unione di nuclei leggeri in uno più pesante con liberazione di energia (radiazione → luminosità) • Diverse reazioni in funzione della temperatura centrale della stella Se il gas è ideale Astronomia: Stelle 7 Nucleosintesi stellare • Per ottenere la fusione nucleare è necessario vincere la repulsione coulombiana Astronomia: Stelle 8 Nucleosintesi stellare • Catena protone-protone • Bilancio di reazione • Trasformazione Idrogeno → Elio • Nelle stelle «piccole» Astronomia: Stelle 9 Nucleosintesi stellare • Catena CNO • Bilancio di reazione • Trasformazione Idrogeno → Elio • Nelle stelle «grandi» Astronomia: Stelle 10 Nucleosintesi stellare • Processo triplo α • Bilancio di reazione • Trasformazione Elio → Carbonio • Fornisce C per il ciclo CNO nelle generazioni di stelle anteriori Astronomia: Stelle 11 Nucleosintesi stellare • Fusione He + C/N • Fusione C+C Astronomia: Stelle 12 Nucleosintesi stellare • Fusione O+O • Fusione del Silicio fino al Ferro Astronomia: Stelle 13 Nucleosintesi stellare • Oltre il 56Fe: cattura di neutroni • I neutroni possono «entrare» nel nucleo senza difficoltà e dare luogo a decadimenti beta • Si generano nuclei con numero atomico Z maggiore • Due processi: – s-process: decadimento prima dell’assorbimento di un secondo neutrone – r-process: il caso contrario Astronomia: Stelle 14 Nucleosintesi stellare • Nei processi nucleari un ruolo importante è la fotodisintegrazione – Fotoni energetici scindono nuclei grandi in nuclei più piccoli invertendo le reazioni di fusione che li generano – Necessarie altissime temperature – Esempio: inversione fusione He + C/N o fotodisintegrazione del Ferro Astronomia: Stelle 15 Equilibrio stellare e pressione • Due tendenze contrarie – Gravità: compressione sul nucleo – Pressione: espansione in tutto lo spazio • Equilibrio idrostatico (gradiente di pressione) Astronomia: Stelle 16 Equilibrio stellare e pressione • Pressione del fluido come gas perfetto ρ = densità µ = peso molecolare medio • Pressione di radiazione dei fotoni c = velocità della luce • Pressione della materia degenere (effetti quantistici), indipendente dalla temperatura! Astronomia: Stelle 17 Equilibrio stellare e pressione • A dipendenza della massa: – Tra 1−10M⊙ gas perfetto – Sopra 10M⊙ pressione di radiazione importante – Sotto le 0,1M⊙ pressione della materia degenere importante • La pressione di radiazione limita la massa delle stelle a • Instabilità dovuta al vento stellare che espelle gli strati esterni riducendo la massa Astronomia: Stelle 18 Diagramma HR e classificazione stelle • Classificazione delle stelle in funzione di: – Temperatura superficiale – Luminosità • Si ottiene il diagramma HR (HertzsprungRussell) • 80-90% delle stelle: sequenza principale (SP) • Le altre: nane bianche, giganti e supergiganti rosse Astronomia: Stelle 19 Diagramma HR e classificazione stelle Astronomia: Stelle 20 Diagramma HR e classificazione stelle • Dati sperimentali – Satellite Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite) – Missione ESA terminata nel 1993 – Più di 120’000 stelle Astronomia: Stelle 21 Diagramma HR e classificazione stelle • Sulla SP: – Relazione semplice tra temperatura e luminosità – È il raggio a definire se una stella si trova sulla SP Astronomia: Stelle 22 Diagramma HR e classificazione stelle Astronomia: Stelle 23 Diagramma HR e classificazione stelle Astronomia: Stelle 24 Diagramma HR e classificazione stelle • Fuori dalla SP stelle caratterizzate da: – Luminosità troppo grande rispetto alla temperatura → (super)giganti rosse queste stelle sono più grandi delle rispettive nella SP (raggio maggiore) – Luminosità troppo piccola rispetto alla temperatura → nane bianche queste stelle sono più piccole delle rispettive nella SP (raggio minore) Astronomia: Stelle 25 Diagramma HR e classificazione stelle • Sulla SP vale una relazione massa-luminosità Astronomia: Stelle 26 Diagramma HR e classificazione stelle • Come determinare temperatura e luminosità? • Analisi degli spettri di assorbimento – Emissione di tutto lo spettro di corpo nero dalla stella (fotosfera) – Gli elementi dell’atmosfera possiedono livelli di energia discreti – Assorbimento da parte dell’atmosfera: solo la radiazione con una specifica lunghezza d’onda può essere assorbita Astronomia: Stelle 27 Diagramma HR e classificazione stelle Astronomia: Stelle 28 Diagramma HR e classificazione stelle • Temperatura – Legge di Wien (picco di emissione) – Analisi degli spettri di assorbimento dell’atmosfera: l’intensità relativa delle righe varia con la temperatura • Secondo la temperatura: tipi spettrali O B A F G K M (sottoclassi 0-9) (Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me) Astronomia: Stelle 29 Diagramma HR e classificazione stelle Astronomia: Stelle 30 Diagramma HR e classificazione stelle • Al variare della temperatura gli spettri variano qualitativamente: – Intensità relativa (=profondità) diversa – Assorbimenti diversi – ESEMPIO Balmer: max a 9000 K, a temp. inferiori poca energia, a temp. superiori idrogeno ionizzato Astronomia: Stelle 31 Diagramma HR e classificazione stelle • Luminosità – Stessa classe spettrale non implica stessa luminosità (a causa del raggio diverso) – Analisi degli spettri di assorbimento dell’atmosfera: l’intensità assoluta delle righe varia con la luminosità • Secondo la luminosità: classi di luminosità sistema MK (Morgan-Keenan) I II III IV (giganti) V (SP) D (nane bianche) Astronomia: Stelle 32 Diagramma HR e classificazione stelle • Al variare della luminosità gli spettri cambiano qualitativamente: – Intensità assoluta (= definizione) diversa – Righe poco intense (fini, ben definite) = Lum. alta – Righe intense (larghe, poco definite) = Lum. bassa Astronomia: Stelle 33 Diagramma HR e classificazione stelle Giganti SP Nane Raggio Luminosità Densità Interazione tra elementi Definizione livelli di energia Definizione righe spettrali Larghezza righe spettrali OSS: tra G e N raggio e massa fattore dello stesso ordine di grandezza, ma densità ∼ M/R3 Astronomia: Stelle 34 Diagramma HR e classificazione stelle http://astro.unl.edu/naap/hr/hr.html Astronomia: Stelle 35 Hot and brilliant O stars in star-forming regions http://www.eso.org/public/images/eso1230b/ Astronomia: Stelle 36 http://www.eso.org/public/images/eso0102b/ Alpha Centauri in the HR-System Astronomia: Stelle 37 http://www.eso.org/public/images/eso0307a/ The Triple Stellar System Alpha Centauri Astronomia: Stelle 38 http://www.eso.org/public/images/eso0232a/ Proxima Centauri - the nearest star Astronomia: Stelle 39 http://www.eso.org/public/images/eso1241e/ The bright star Alpha Centauri and its surroundings Astronomia: Stelle 40 Diagramma HR e classificazione stelle • Classificazione in funzione della composizione chimica – X = % idrogeno – Y = % di elio – Z = % degli altri elementi: metallicità • 3 popolazioni di stelle – Popolazione I: stelle ricche di metalli (Z < 0,03) – Popolazione II: stelle povere di metalli (Z ∼ 0) – Popolazione III: stelle della prima generazione (Z=0) Astronomia: Stelle 41 Diagramma HR e classificazione stelle Multiple choice (Stellar Properties (HR)) Astronomia: Stelle 42 Formazione ed evoluzione stellare • Tutte le stelle seguono la stessa serie di tappe Nube interstellare e protostella Sequenza principale (SP) Gigante / supergigante rossa Nebulosa planetaria o supernova e relativo residuo stellare Astronomia: Stelle 43 Formazione ed evoluzione stellare • Mezzo interstellare (ISM). Gas e polvere: – Idrogeno neutro (HI), ionizzato (HII) e molecolare (H2) (∼ 70%) – Elio (∼ 30%) – Silicati, molecole semplici, idrocarburi, … (Si, O, N, C) • Tre forme diverse per il gas interstellare: – Nubi di idrogeno HI – Nubi di idrogeno HII – Nubi molecolari giganti (NMG) Astronomia: Stelle 44 http://www.eso.org/public/images/eso9924a/ Astronomia: Stelle B68, the Dark Cloud 45 http://www.eso.org/public/images/eso0102b/ Astronomia: Stelle B68 in infrared 46 http://www.eso.org/public/images/eso9925a/ Star-forming Region RCW 108 in Ara Astronomia: Stelle 47 http://www.eso.org/public/images/tarantula/ The Tarantula Nebula in LMC Astronomia: Stelle 48 http://www.eso.org/public/images/eso0930b/ Astronomia: Stelle The Trifid Nebula 49 http://www.eso.org/public/images/eso1208c/ Infrared/visible-light comparison of the Carina Nebula Astronomia: Stelle 50 http://www.spacetelescope.org/images/opo9544a/ Astronomia: Stelle Pillars of Creation 51 http://www.spacetelescope.org/images/opo9734m/ Eagle Nebula with a representation of a giant molecular cloud Astronomia: Stelle 52 Visible and infrared views of the Horsehead Nebula http://www.spacetelescope.org/images/heic1307b/ Astronomia: Stelle 53 http://www.eso.org/public/images/eso0513a/ Part of the LMC H II Region N214 Astronomia: Stelle 54 Formazione ed evoluzione stellare • La formazione di una stella inizia con un collasso gravitazionale nelle zone di maggiore densità • Possibili meccanismi innescanti il collasso: – Passaggio della nube in una regione di attrazione gravitazionale più intensa (braccia a spirali delle galassie dove avviene un urto di compressione) – Onda d’urto proveniente dall’esplosione di una supernova, che circoscrive la nube e la comprime Astronomia: Stelle 55 Formazione ed evoluzione stellare Astronomia: Stelle 56 Formazione ed evoluzione stellare • Gli aumenti di pressione comprimono le nubi di gas sufficientemente per farle collassare gravitazionalmente • Risultato: ammassi di gas si comprimono e diventano proto-stelle con attorno un disco • Nella compressione il gas perde energia potenziale gravitazionale e acquista energia termica: la proto-stella si riscalda (2000-3000 K) Astronomia: Stelle 57 Embrionic stars in the Trifid Nebula Astronomia: Stelle 58 http://www.eso.org/public/images/eso9948b/ Protostar HH-34 in Orion Astronomia: Stelle 59 Formazione ed evoluzione stellare • Se – Temperatura del centro non sufficiente per attivare la fusione dell’idrogeno, la proto-stella si stabilizza e diventa una nana bruna • Se – La fusione dell’idrogeno è possibile, la fase preSP si conclude con la fase chiamata T-Tauri in cui la giovane stella produce forti venti assiali – Il disco (proto)planetario darà vita ai pianeti Astronomia: Stelle 60 Formazione ed evoluzione stellare Astronomia: Stelle 61 Fase T-Tauri Astronomia: Stelle 62 Formazione ed evoluzione stellare http://www.spacetelescope.org/videos/heic1118a/ Astronomia: Stelle 63 Formazione ed evoluzione stellare • Terminata la fase pre-SP, le reazioni di fusione dell’idrogeno – Catena pp per stelle di massa – Ciclo CNO per stella di massa rendono stabile la stella (equilibro idrostatico) • Nel diagramma HR la stella si trova nella ZAMS e passerà circa il 90% del suo tempo sulla SP Astronomia: Stelle 64 Formazione ed evoluzione stellare • Tempo passato nella SP: = cost (energia per unità di massa fusa – circa il 10%) • Da cui, con • La massa indica dove si collocano sulla SP M ↑ , Tc ↑, tasso di reazione ↑, L ↑, T ↑ Astronomia: Stelle 65 Formazione ed evoluzione stellare • Stella = gas perfetto massa media di una particella • Durante la fusione µ ↑ a parità di T e ρ p ↓ quindi compressione sul nucleo, Tc ↑ e pure L ↑ la stella si dilata, nuovo eq. idrodinamico Astronomia: Stelle 66 Formazione ed evoluzione stellare • L’evoluzione post-SP dipende dalla massa: – Se : (super)gigante rossa, nebulosa planetaria e nana bianca – Se : (super)gigante rossa, supernova, stella a neutroni o buco nero • A dipendenza dalle temperature raggiunte si attivano le diverse reazioni di fusione • L’evoluzione generale è: µ ↑, compressione nucleo, Tc ↑, L ↑, R ↑ (evolutionary track in HR) Astronomia: Stelle 67 Formazione ed evoluzione stellare Astronomia: Stelle 68 Formazione ed evoluzione stellare Super GR Gigante rossa • Tre stadi di evoluzione post-SP – RGB: H burning shell – HB: He burning core H burning shell – AGB: He burning shell H burning shell SP Astronomia: Stelle HB RGB AGB 69 HB RGB Formazione ed evoluzione stellare Il nucleo si contrae, Tc ↑ Hydrogen burning shell Espansione, T sup. ↓, L ↑ He = 8% → gas degenere Fase gigante rossa Il nucleo di contrae e inizia la fusione dell’elio (helium flash) – Tc ↑, gas non degenere, espansione del nucleo, hydrogen burning shell ↓ – Contrazione, T sup. ↑, L ↓ – – – – – – Astronomia: Stelle 70 Formazione ed evoluzione stellare http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/applets/Hr/frame.html Astronomia: Stelle 71 AGB Formazione ed evoluzione stellare Contrazione nucleo, Tc ↑ Hydrogen burning shell Espansione, T sup. ↓, L ↑ Vento stellare fino a all’anno – Fase supergigante rossa – – – – Questo vale per Per la partenza dalla SP è identica, ma la fusione dell’elio è meno «improvvisa» (no helium flash) Astronomia: Stelle 72 Formazione ed evoluzione stellare AGB • Per – – – – Contrazione del nucleo Aumento di Tc Nuove fusioni possibili Foto-disintegrazione e produzione di He – Processo molto rapido a causa della riduzione del tasso di generazione di energia nucleare – Supergiganti rosse con nucleo a cipolla Astronomia: Stelle 73 http://www.spacetelescope.org/images/opo9604b/ The Atmosphere of Betelgeuse Astronomia: Stelle 74 Formazione ed evoluzione stellare • Per si assiste poi a: – Espansione dell’involucro esterno (10-30 km/s) – Formazione di un nucleo denso senza reazioni di fusione attorniato da un disco di materia espulsa • Nebulosa planetaria – Restituzione di massa all’ISM (max 50’000 anni) – Nucleo inattivo compresso gravitazionalmente, pressione della materia degenere (elettroni) • Formazione di una nana bianca Astronomia: Stelle 75 http://www.eso.org/public/images/eso0948a/ The life of Sun-like stars Astronomia: Stelle 76 http://www.eso.org/public/images/eso0907a/ Astronomia: Stelle The Helix Nebula 77 http://www.eso.org/public/images/eso1205d/ Infrared/visible light comparison view of the Helix Nebula Astronomia: Stelle 78 http://www.spacetelescope.org/images/opo9613a/ Colliding Gas in the Helix Nebula Astronomia: Stelle 79 http://www.spacetelescope.org/images/opo0028a/ Astronomia: Stelle The Spirograph Nebula 80 http://www.spacetelescope.org/images/heic9910a// Astronomia: Stelle The Eskimo Nebula 81 http://www.spacetelescope.org/images/opo9738d/ Hubble's Planetary Nebula Gallery. A View of NGC 6826 Astronomia: Stelle 82 http://www.spacetelescope.org/images/opo9501c/ Astronomia: Stelle The Cat's Eye Nebula 83 http://www.spacetelescope.org/images/opo0214a/ Astronomia: Stelle IC Beauty 84 Formazione ed evoluzione stellare http://www.spacetelescope.org/videos/hubblecast52a/ Astronomia: Stelle 85 Formazione ed evoluzione stellare • Per si assiste poi a: – Nucleo molto caldo ( ) fotodisintegrazione del ferro e produz. di protoni – Contrazione gravitazionale e cattura elettronica CE – Nucleo centrale formato di neutroni – Rapido collasso (fino a 70000 km/s) nella parte esterna del nucleo (manca la pressione degli elettroni degeneri «utilizzati» per la CE) Astronomia: Stelle 86 Formazione ed evoluzione stellare – Collasso della parte centrale arrestata dalla pressione dei neutroni degeneri – Onda d’urto verso l’esterno che spazza via gli strati esterni nel ISM – Formazione di elementi pesanti tramite CE e β • La stella è una supernova (di tipo II) • Il nucleo residuo è una stella a neutroni • Se il collasso del nucleo non è arrestato dalla pressione dei neutroni degeneri buco nero Astronomia: Stelle 87 Formazione ed evoluzione stellare Astronomia: Stelle 88 http://www.spacetelescope.org/images/heic0515a/ The Crab Supernova remnant (SN 1054) Astronomia: Stelle 89 http://www.spacetelescope.org/images/opo9904a/ SN 1987A in the Large Magellanic Cloud Astronomia: Stelle 90 http://www.spacetelescope.org/images/opo9703a/ Structure Of Supernova 1987A Explosion Debris Astronomia: Stelle 91 http://www.spacetelescope.org/images/opo1030a/ Shocked region around SN 1987A Astronomia: Stelle 92 http://www.spacetelescope.org/images/ann1111a/ Astronomia: Stelle Supernova 1987A 93 Formazione ed evoluzione stellare • Curva di luce della SN 1987A Astronomia: Stelle 94 Formazione ed evoluzione stellare Astronomia: Stelle 95 Formazione ed evoluzione stellare Multiple choice (Stellar Evolution) Astronomia: Stelle 96 Nane bianche e stelle a neutroni • Nuclei stellari molto compressi – – – – Ricombinazione nuclei-elettroni impossibile Effetti quantistici importanti (per masse piccole) Principio di esclusione di Pauli Gas degenere che possiede una pressione indip. da T !!! • La pressione «quantistica» può contrastare quella gravitazionale (ma non sempre) Astronomia: Stelle 97 Nane bianche e stelle a neutroni • Nana bianca: stadio finale di una stella con – Tipicamente composta da C e O – R∼ -M∼ - grandi densità – T apparenza blu-bianca • Stabilità: pressione degli elettroni degeneri, possibile solo se la massa finale è inferiore al limite di Chandrasekhar Astronomia: Stelle 98 http://www.spacetelescope.org/images/heic0516a/ The Dog Star, Sirius A, and its tiny companion Sirius B Astronomia: Stelle 99 http://www.spacetelescope.org/images/opo0825a/ White dwarf stars in open cluster NGC 6791 Astronomia: Stelle 100 http://www.spacetelescope.org/images/opo0742d/ White Dwarfs in NGC 6397 Astronomia: Stelle 101 Nane bianche e stelle a neutroni • Stella a neutroni: stadio finale di una stella con (e ) – – – – R∼ - grandissime densità ( T∼ emissione di raggi X Grande velocità di rotazione (piccoli periodi) Campi magnetici intensi ) • Stabilità: pressione dei neutroni degeneri, possibile solo se la massa finale è inferiore a Astronomia: Stelle 102 Nane bianche e stelle a neutroni • Pulsar (pulsating radio star): – Stella a neutroni con periodo tra di re forte e forte campo magnetico non allineato all’asse di rotazione – Emissione di onde radio dai poli e in un cono – Ricezione pulsata del segnale: «faro cosmico» Astronomia: Stelle 103 http://www.spacetelescope.org/images/opo9622a/ The Crab Nebula and its Pulsar Stelle Left: The pulsar is visible at the left Astronomia: of the pair of stars near the center of the frame104 http://www.spacetelescope.org/images/opo9622b/ Changes in the Inner Crab Nebula Astronomia: Stelle 105 http://www.spacetelescope.org/images/opo0224a/ Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar Astronomia: Stelle 106 http://www.chandra.harvard.edu/photo/2013/vela/ Vela Pulsar Jet: New Chandra Movie Features Neutron Star Action Astronomia: Stelle 107 Buchi neri • Una stella a neutroni che non può essere stabilizzata dalla pressione dei neutroni degeneri diventa un buco nero • La massa collassa in una singolarità di densità infinita • Proprietà: massa, carica elettrica, spin … a black hole has no hair! Astronomia: Stelle 108 Buchi neri Astronomia: Stelle 109 Buchi neri • Classicamente la luce non può uscire dall’orizzonte degli eventi, sfera di raggio Raggio di Schwarzschild • Tutta la massa è all’ interno dell’orizzonte Astronomia: Stelle 110 Buchi neri • I buchi neri non sono solo lo stadio finale di una stella massiccia • Classificazione dei buchi neri: – Stellar-mass black hole: generato dal collasso di una stella – Intermediate-mass black hole (IMBH): potrebbe essere formato in ISM particolarmente densi, o come fusione di stelle massicce che collassano, o ancora come inglobamento di una stella in un buco nero stellare Astronomia: Stelle 111 Buchi neri – Supermassive black hole (SMBH): tipicamente nel nucleo di una galassia, potrebbe essere formato dalla collisione di galassie o dall’estensione di un IMBH – Primoridal black hole: creato dal Big Bang, si pensa che Astronomia: Stelle 112 Buchi neri • Come si osservano i buchi neri (BH)? – Grazie ai dischi di accrescimento di gas attorno a BH che si trovano in sistemi binari – Nel sistema binario il trasferimento di massa verso il BH rilascia una grande quantità di energia, questo si manifesta con l’emissione di radiazione X (quando il gas cade nel buco nero la sua energia gravitazionale è convertita in parte in radiazione) – La luminosità raggiunge le migliaia di Astronomia: Stelle 113 Buchi neri Astronomia: Stelle 114 http://www.eso.org/public/images/eso1028a/ Astronomia: Stelle A stellar black hole 115 http://www.spacetelescope.org/images/opo0419a/ Hidden Black Holes Revealed in GOODS Field Astronomia: Stelle 116 http://www.chandra.harvard.edu/photo/2013/sgra_gas/ Astronomia: Stelle Sagittarius A* Black hole 117 Black hole at the center of the Milky Way Astronomia: Stelle 118 Buchi neri • Dal punto di vista quantistico: radiazione di Hawking – Produzione di coppie elettrone-positrone – In prossimità dell’orizzonte una delle particelle può cadere nel BH, per un osservatore lontano la particella non riassorbita appare come emessa dal BH Astronomia: Stelle 119 Buchi neri http://www.spacetelescope.org/videos/hubblecast43a/ Astronomia: Stelle 120 Buchi neri http://www.eso.org/public/videos/eso0846a/ Astronomia: Stelle 121 Buchi neri http://www.eso.org/public/videos/eso1151a/ Astronomia: Stelle 122 Stelle a neutroni e buchi neri Multiple choice (Stellar Ends) Astronomia: Stelle 123 Supernove • Classificazione delle SN in base agli spettri – Tipo I (assenza righe di H) Ia forti righe di Si Ib forti righe di He (senza o poco Si) Ic assenza righe He – Tipo II (forti righe di H) Astronomia: Stelle 124 Supernove • Sottoclassi tipo II in base alle curve di luce (L in funzione del tempo trascorso dall’esplosione) Astronomia: Stelle 125 Supernove • Supernove di tipo Ia: curve di luce molto regolari con relazione chiara picco di luminosità – tasso di decrescita • L maggiore, decrescita più lenta • Nelle SN Ia viene generata la maggior parte del Ferro presente nell’Universo! • L’energia rilasciata dall’esplosione porta a grandissime luminosità, fino a Astronomia: Stelle 126 Supernove • Formazione: – Distruzione di una nana bianca in un sistema binario con una gigante rossa senza resti – Il trasferimento di massa (H e He) porta la nana bianche oltre il limite di Chandrasekhar – Dopo inizia la fusione del carbonio nel nucleo che si riscalda (fino alla generazione di Fe) ma non si espande essendo materia degenere – Tolta la degenerazione forte espansione con onda d’urto che porta all’esplosione Astronomia: Stelle 127 Supernove Astronomia: Stelle 128 http://www.eso.org/public/images/eso0731b/ SN 2006X, before and after the Type Ia Supernova explosion (artist's impression) Astronomia: Stelle 129 http://www.eso.org/public/images/eso1308b/ The remnant of the supernova SN 1006 seen at many different wavelengths radio (red), X-ray (blue) and visible light (yellow). Astronomia: Stelle 130 http://www.spacetelescope.org/images/opo0429g/ Kepler's Supernova Remnant SN 1604 Astronomia: Stelle 131 HUBBLE 15 YEARS OF DISCOVERY CHAPTER 4 Astronomia: Stelle 132 Stelle binarie • Sistemi multipli composti da più stelle in reciproca interazione gravitazionale (almeno la metà delle stelle fa parte di un sistema multiplo) • Stelle binarie due tipi semplici: – Binarie visuali: osservazione diretta – Binarie spettroscopiche: cambiamenti periodici nelle righe spettrali per effetto Doppler (il periodo dello spostamento coincide con quello orbitale) Astronomia: Stelle 133 Stelle binarie Astronomia: Stelle 134 http://www.spacetelescope.org/images/heic0516g/ An artist's impression of Sirius A and B Astronomia: Stelle 135 Ammassi stellari • Un ammasso stellare (cluster stellare) è un gruppo di stelle molto denso • Generalmente queste stelle sono nate tutte più o meno assieme e che hanno la stessa età e composizione chimica • Due tipi principali di ammasso: – ammassi globulari, gruppi sferici molto grandi ed antichi (stelle di popolazione II) – gli ammassi aperti, giovani raggruppamenti di forma più eterogenea Astronomia: Stelle 136 http://www.eso.org/public/images/eso0848a/ NGC 2264 and the Christmas Tree cluster Astronomia: Stelle 137 http://www.eso.org/public/images/eso0940a/ A Snapshot of the Jewel Box cluster Astronomia: Stelle 138 http://www.spacetelescope.org/images/opo9545n/ Astronomia: Stelle Trapezium, Orion Nebula 139 http://www.spacetelescope.org/images/potw1137a/ A remote outpost of the Milky Way Astronomia: Stelle 140 http://www.spacetelescope.org/images/potw1231a/ A ten billion year stellar dance Astronomia: Stelle 141 Stelle variabili • Stella variabile: caratterizzata da una variazione periodica della luminosità • Diverse categorie, ad esempio stelle pulsanti: – Le variabili Cefeidi – Le variabili RR Lyrae (si trovano nell’instability strip) • Meccanismo – Strati esterni instabili – Propagazione dell’instabilità – Pulsazione Astronomia: Stelle 142 Stelle variabili • Oscillazione (espansione, contrazione) limitata alla sola superficie • Variazione in luminosità causata unicamente dalla variazione della superficie esterna e la sua temperatura superficiale • Luminosità delle Cefeidi in genere compresa tra , periodo di oscillazione da 1 a 70 giorni • RR Lyrae caratterizzate da un periodo molto corto, dell’ordine di 1,5 − 24 ore Astronomia: Stelle 143 Stelle variabili Astronomia: Stelle 144 Stelle variabili • Caratteristica relazione periodo-luminosità Astronomia: Stelle 145 http://www.spacetelescope.org/images/opo1115a/ The star that changed the Universe Astronomia: Stelle 146 http://www.spacetelescope.org/images/opo9449b/ Cepheid Variable Star in Galaxy M100 Astronomia: Stelle 147
